מחזור החיים של כוכב קטן

תוֹכֶן

• גיבוש פרוטוסטאר
• ניצוץ החיים התרמו-גרעיני
• מחזור חיי כוכב קטן: רצף עיקרי
• רצף שלאחר עיקרי - שנות הזהב
• כוכבים בגודל שמש מתרחבים להפוך לערפיליות פלנטריות
• מה שנשאר הוא גמד לבן
• המיסה משפיעה על מחזור החיים

כוכבים באמת נולדים מכוכבי הברזל, ומכיוון שכוכבים הם המפעלים המייצרים את כל האלמנטים הכבדים, עולמנו וכל מה שיש בו גם נובע מאבקת כוכבים.

עננים ממנו, המורכבים ברובם ממולקולות גז מימן, צפים בסביבתו בקור בלתי נתפס של החלל עד שכוח הכבידה מאלץ אותם להתמוטט על עצמם ויוצרים כוכבים.

כל הכוכבים נוצרים שווים, אך כמו אנשים, הם מגיעים בהרבה וריאציות. הקובע העיקרי של מאפייני הכוכבים הוא כמות הסטרסטוסט הכרוכה בהיווצרותו.

חלק מהכוכבים גדולים מאוד, ויש להם חיים קצרים ומרהיבים, בעוד שאחרים קטנים כל כך, עד שבקושי היה להם מספיק מסה כדי להיות כוכב מלכתחילה, ואלו חיים ארוכים במיוחד. מחזור חייו של כוכב, כפי שמסבירים נאס"א ורשויות חלל אחרות, תלוי מאוד במיסה.

כוכבים בערך בגודל השמש שלנו נחשבים לכוכבים קטנים, אך הם אינם קטנים כמו גמדים אדומים, שיש להם מסה כמחצית מזו של השמש והם קרובים להיות נצחיים כמו שכוכב יכול להשיג.

מחזור חייו של כוכב בעל מסה נמוכה כמו השמש, המסווג ככוכב מסוג G, רצף ראשי (או גמד צהוב), נמשך כעשרה מיליארד שנים. למרות שכוכבים בסדר גודל כזה אינם הופכים לסופרנובות, הם אכן מסיימים את חייהם בצורה דרמטית.

גיבוש פרוטוסטאר

כוח המשיכה, אותו כוח מסתורי השומר על כפות רגלינו דבוקות על האדמה ועל כוכבי הלכת מסתובבים במסלוליהם, אחראי להיווצרות הכוכבים. בתוך ענני הגז והאבק הבין-כוכבי שצפים סביב היקום, כוח הכבידה מתלכד מולקולות לגושים קטנים, הנפרקים מענני ההורה שלהם והופכים לפרוטוסטרים. לפעמים הקריסה זורקת על ידי אירוע קוסמי, כמו סופרנובה.

מתוקף המסה המוגברת שלהם, פרוטוסטרים מסוגלים למשוך יותר אמיצות. שימור המומנטום גורם לחומר המתמוטט להיווצר דיסק מסתובב, והטמפרטורה עולה בגלל הגברת הלחץ והאנרגיה הקינטית המשתחררת על ידי מולקולות הגז שנמשכות למרכז.

בין השאר, ככל הנראה, קיימים מספר פרוטוסטרים בערפילית אוריון. צעירים מאוד מפוזרים מכדי להיות גלויים, אך בסופו של דבר הם הופכים אטומים ככל שהם מתלכדים. כשזה קורה, הצטברות מלכודות החומר קרינת אינפרא אדום בליבה, מה שמעלה את הטמפרטורה והלחץ עוד יותר, ובסופו של דבר מונע יותר חומר ליפול לליבה.

מעטפת הכוכב ממשיכה למשוך חומר וצומחת, עם זאת, עד שמתרחש משהו מדהים.

ניצוץ החיים התרמו-גרעיני

קשה להאמין שכוח המשיכה, שהוא כוח חלש יחסית, יכול לזרז שרשרת אירועים שמובילה לתגובה תרמו-גרענית, אבל זה מה שקורה. ככל שהפרוטוסטאר ממשיך להטמיע חומר, הלחץ בליבה נעשה כה עז עד שהמימן מתחיל להתמזג להליום, והפרוטוסטאר הופך לכוכב.

הופעת הפעילות התרמו-גרעינית יוצרת רוח עזה המפעימה מהכוכב לאורך ציר הסיבוב. חומר המסתובב סביב היקף הכוכב נפלט על ידי הרוח הזו. זהו שלב ה- T-Tauri של היווצרות הכוכבים, המאופיין בפעילות שטח נמרצת, כולל התלקחויות והתפרצויות. הכוכב יכול לאבד עד 50 אחוז ממסתו בשלב זה, אשר עבור כוכב בגודל השמש, נמשך כמה מיליוני שנים.

בסופו של דבר החומר סביב היקף הכוכבים מתחיל להתפוגג, ומה שנותר להתלכד לכוכבי לכת. רוח השמש שוככת, והכוכב מסתדר בתקופת יציבות ברצף הראשי. במהלך תקופה זו, הכוח החיצוני הנוצר כתוצאה מתגובת היתוך של מימן להליום המתרחש בליבה מאזן את משיכת הכובד כלפי פנים, והכוכב לא מאבד ולא משיג חומר.

מחזור חיי כוכב קטן: רצף עיקרי

מרבית הכוכבים בשמי הלילה הם כוכבי רצף עיקרי, מכיוון שתקופה זו היא הארוכה ביותר בתוחלת חייו של כוכב כלשהו. בעוד שהוא נמצא ברצף הראשי כוכב ממזג מימן להליום, והוא ממשיך לעשות זאת עד שנגמר דלק המימן שלו.

תגובת ההיתוך מתרחשת במהירות רבה יותר בכוכבים מאסיביים מאשר בכוכבים קטנים יותר, ולכן כוכבים מאסיביים נשרפים חם יותר, עם אור לבן או כחול, והם נשרפים לזמן קצר יותר. בעוד שכוכב בגודל השמש יימשך 10 מיליארד שנים, ענק ענק כחול מסיבי עשוי להחזיק מעמד רק 20 מיליון.

באופן כללי, שני סוגים של תגובות תרמו-גרעניות מתרחשים בכוכבים ברצף הראשי, אך בכוכבים קטנים יותר, כמו השמש, מתרחשת רק סוג אחד: שרשרת הפרוטון-פרוטון.

פרוטונים הם גרעיני מימן, ובגרעין כוכבים הם נוסעים מספיק מהר כדי להתגבר על הדחייה האלקטרוסטטית ולהתנגש בכדי ליצור גרעינים הליום -2, ומשחררים v-נוטרינו ופוזיטרון בתהליך. כאשר פרוטון אחר מתנגש בהליום -2 שנוצר לאחרונה גרעין, הם מתמזגים להליום -3 ומשחררים פוטון גמא. לבסוף, שני גרעינים הליום -3 מתנגשים ויוצרים גרעין הליום -4 אחד ושני פרוטונים נוספים, אשר ממשיכים להמשיך בתגובת השרשרת, כך בסך הכל, תגובת הפרוטון-פרוטון צורכת ארבעה פרוטונים.

תת-שרשרת אחת המתרחשת בתגובה העיקרית מייצרת בריליום -7 וליתיום -7, אך אלה הם אלמנטים מעבר שמשלבים, לאחר התנגשות עם פוזיטרון, ליצור שני גרעיני הליום -4. תת-שרשרת אחרת מייצרת בריליום -8, שאינו יציב ומתפצל באופן ספונטני לשני גרעיני הליום -4. תהליכי משנה אלה מהווים כ -15 אחוז מסך ייצור האנרגיה.

רצף שלאחר עיקרי - שנות הזהב

שנות הזהב במעגל חייו של בן אנוש הם אלו שבהם האנרגיה מתחילה לדעוך, וזה נכון גם לכוכב. שנות הזהב לכוכב בעל מסה נמוכה מתרחשות כאשר הכוכב צרך את כל הדלק המימני שבליבו, ותקופה זו מכונה גם רצף פוסט-עיקרי. תגובת האיחוי בליבה נפסקת, ומעטפת הליום החיצונית קורסת, ויוצרת אנרגיה תרמית שכן אנרגיה פוטנציאלית במעטפת המתמוטטת מומרת לאנרגיה קינטית.

החום הנוסף גורם למימן בקליפה להתחיל להתמזג שוב, אך הפעם, התגובה מייצרת יותר חום מכפי שהתרחש כאשר התרחשה רק בליבה.

איחוי שכבת מעטפת המימן דוחף את שולי הכוכב כלפי חוץ, והאווירה החיצונית מתרחבת ומתקררת, והופכת את הכוכב לענק אדום. כשזה קורה לשמש בעוד כחמישה מיליארד שנים, היא תתרחב מחצית המרחק לכדור הארץ.

ההתרחבות מלווה בטמפרטורות מוגברות בליבה ככל שיותר הליום נזרק לתגובות היתוך המימן המתרחשות בקליפה. הוא מתחמם כל כך עד שמתמזג הליום מתחיל בליבה, מייצר בריליום, פחמן וחמצן, וברגע שהתגובה הזו (המכונה הבזק הליום) היא מתפשטת במהירות.

לאחר מיצוי ההליום בקליפה, ליבתו של צביעת כוכבים קטנה מייצרת מספיק חום כדי להתמזג עם היסודות הכבדים יותר שנוצרו, והקליפה המקיפה את הליבה קורסת שוב. התמוטטות זו מייצרת כמות משמעותית של חום - די בכדי להתחיל איחוי הליום במעטפת - והתגובה החדשה מתחילה תקופה חדשה של התפשטות במהלכה רדיוס הכוכבים גדל פי מאה מהרדיוס המקורי שלו.

כאשר השמש שלנו תגיע לשלב זה, היא תתרחב מעבר למסלול של מאדים.

כוכבים בגודל שמש מתרחבים להפוך לערפיליות פלנטריות

כל סיפור על מחזור החיים של כוכב לילדים צריך לכלול הסבר על ערפיליות פלנטריות, מכיוון שהם כמה מהתופעות הבולטות ביותר ביקום. המונח ערפילית פלנטרית הוא לא נכון, מכיוון שהוא לא קשור לכוכבי לכת.

התופעה היא האחראית לדימויים הדרמטיים של עין האל (ערפילית הליקס) ולתמונות מסוג זה המאכלסות את האינטרנט. רחוק מלהיות פלנטרי בטבע, ערפילית פלנטרית היא חתימת מותם של כוכבים קטנים.

כאשר הכוכב מתרחב לשלב הענק האדום השני שלו, הליבה קורסת בו זמנית לגמד לבן חם-חם, שהוא שריד צפוף שיש לו את רוב המסה של הכוכב המקורי הארוז לתחום בגודל כדור הארץ. הגמד הלבן פולט קרינה אולטרה סגולה המייעלת את הגז במעטפת המתרחבת, ומייצרת צבעים וצורות דרמטיות.

מה שנשאר הוא גמד לבן

ערפיליות פלנטריות לא נמשכות זמן רב ומתפוגגות בעוד כ 20,000 שנה. עם זאת, הכוכב הגמד הלבן שנשאר לאחר שהתפוגג ערפילית פלנטרית הוא ארוך מאוד. בעיקרון זה גוש פחמן וחמצן מעורב באלקטרונים הנארזים כל כך חזק עד שאומרים שהם מנווונים. על פי חוקי מכניקת הקוונטים, הם לא יכולים להיות דחוסים עוד יותר. הכוכב צפוף פי מיליון מהמים.

לא מתרחשות תגובות היתוך בתוך גמד לבן, אך הוא נשאר חם מתוקף שטח הפנים הקטן שלו, המגביל את כמות האנרגיה שהוא מקרין. בסופו של דבר זה יתקרר ויהפוך לגוש שחור ואינרטי של פחמן ואלקטרונים מנווונים, אך זה ייקח 10 עד 100 מיליארד שנים. היקום אינו מבוגר מספיק כדי שזה עוד התרחש.

המיסה משפיעה על מחזור החיים

כוכב בגודל השמש יהפוך לגמד לבן כאשר הוא צורך את דלק המימן שלו, אך אחד שיש לו מסה בליבתו פי 1.4 מגודל השמש חווה גורל שונה.

כוכבים עם מסה זו, המכונה גבול צ'נדרסכר, ממשיכים לקרוס, מכיוון שכוח הכבידה מספיק בכדי להתגבר על ההתנגדות החיצונית של ניוון האלקטרונים. במקום להפוך לגמדים לבנים, הם הופכים לכוכבי נויטרונים.

מכיוון שמגבלת המסה של Chandrasekhar חלה על הליבה לאחר שהכוכב הקרין הרבה ממסתו, ומכיוון שהמסה האבודה ניכרת, הכוכב צריך להיות בערך פי שמונה ממסת השמש לפני שהוא נכנס לשלב הענק האדום כדי להפוך ל כוכב ניטרונים.

כוכבי הגמד האדום הם אלה עם מסה של בין חצי לשלושה רבעים של מסת שמש. הם הכי מגניבים מכל הכוכבים ולא צוברים הליום כמו ליבות שלהם. כתוצאה מכך, הם לא מתרחבים להפוך לענקים אדומים כאשר מיצו את הדלק הגרעיני שלהם. במקום זאת, הם מתכווצים ישירות לגמדים לבנים ללא ייצור ערפילית פלנטרית. מכיוון שהכוכבים הללו נשרפים כל כך לאט, זה יהיה הרבה זמן - אולי כמאה מיליארד שנה - לפני שאחד מהם יעבור את התהליך הזה.

כוכבים עם מסה של פחות מ- 0.5 מסות שמש ידועים כגמדים חומים. הם לא באמת מככבים בכלל, מכיוון שכאשר הם התגבשו, לא היה להם מספיק מסה כדי להתחיל מיזוג מימן. כוחות הכובד הדחוסים אכן מייצרים מספיק אנרגיה בכדי שכוכבים כאלה יוכלו להקרין, אך זה עם אור בקושי מורגש בקצה האדום הרחוק של הספקטרום.

מכיוון שאין צריכת דלק, אין שום דבר שמונע מכוכב כזה להישאר בדיוק כפי שהוא כל עוד היקום נמשך. יכול להיות אחד או רבים מהם בשכונה הקרובה של מערכת השמש, ומכיוון שהם מאירים כה עמום, הם לעולם לא יודעים שהם היו שם.